La importancia de los cometas

La importancia de los cometas
¿Cómo se formó el Sistema Solar? ¿Cuál es el origen del agua
terrestre? ¿Y el de la vida en la Tierra?
Pedro J. Gutiérrez y Luisa M. Lara
IAA-CSIC
La comprensión de la formación de nuestro Sistema Solar se diluye en un marasmo
de hipótesis para describir cómo se pudieron originar los planetas, sus satélites, los
asteroides y cometas e incluso el propio Sol. Inestabilidades gravitacionales,
turbulencias, fuerzas electromagnéticas, protosol, protoplanetas, planetesimales y
explosiones de supernovas son algunos de los conceptos que se invocan para
intentar describir cómo llegamos hasta nuestros días. Como decimos, todo son
hipótesis, tentadoras, pero hipótesis.
A mediados de los años 50 del pasado siglo, Fred Whipple planteó una idea para
describir la naturaleza de los cometas. Según su planteamiento, estos objetos eran
esencialmente un cuerpo sólido, con un tamaño del orden de los kilómetros y
estaban constituidos por una mezcla de hielos, principalmente de agua, y polvo.
Esta hipótesis, que fue contrastada en 1986, cuando se obtuvieron las imágenes del
núcleo del cometa Halley por la nave Giotto (ESA), ponía en valor estos objetos del
Sistema Solar. Si tenían hielo, debían haber estado a temperaturas muy bajas, y si
eran relativamente pequeños, no debían haber sufrido procesos geológicos
importantes. Estas circunstancias definen a los cometas como los objetos menos
evolucionados de nuestro entorno y, por tanto, su estudio nos podría proporcionar
información sobre cómo se originó y formó nuestro Sistema Solar. Hoy sabemos
que una parte de los cometas se debió formar en la región entre Júpiter y Saturno,
de donde fueron dispersados a los confines del Sistema Solar, formando la conocida
como nube de Oort. Esta nube es una envoltura esférica que rodea nuestro sistema
planetario y en la que residen millones de cometas, esperando que alguna
perturbación los envíe hacia la parte más interna. Otra parte de los cometas se
formó en la región más allá de Neptuno, donde residen hasta que, de nuevo por
alguna perturbación, cambian sus órbitas y se acercan al Sol. Tanto si proceden de
la nube de Oort como de la región transneptuniana, los cometas han permanecido
durante la mayor parte de sus vidas alejados de la principal fuente de energía de
nuestro entorno. Ese hecho apoya la idea de que los cometas son los objetos
menos evolucionados del Sistema Solar.
El cometa Hale Bopp. Fuente: Nicolás Biver.
Pero la importancia de los cometas puede ir más allá de la de ser portadores de
información sobre el origen de nuestro Sistema Solar. Actualmente no disponemos
de una explicación definitiva para la presencia de agua y vida en nuestro planeta.
Es razonable pensar que, dada la cercanía de la Tierra al Sol y los intensos
procesos que pudo sufrir durante su formación, el agua que hoy tenemos pueda
proceder del exterior. ¿Fueron los cometas, cuyo principal elemento volátil es el
hielo de agua, los que trajeron el agua a la Tierra? Una duda similar se plantea con
el origen de la propia vida. Por un lado, se piensa que nuestra atmósfera primitiva
estaba constituida principalmente por nitrógeno, agua y dióxido de carbono,
compuestos a partir de los cuales es difícil que se formen moléculas orgánicas
complejas. Por otro, sabemos que entre los constituyentes cometarios hay
compuestos orgánicos complejos. Por ejemplo, se ha podido detectar la presencia
de benceno, naftaleno o fenantreno y, recientemente, se ha podido encontrar el
aminoácido glicina en las muestras de polvo cometario que trajo la nave Stardust
(NASA) del entorno del cometa Wild 2. Estos compuestos hablan en favor de la
hipótesis que planteó el español Juan Oró en los años sesenta del pasado siglo: es
razonable pensar que las moléculas orgánicas, o las precursoras de la vida, fueron
transportadas desde la parte más externa del Sistema Solar hasta la interna.
Como vemos, los cometas pueden ayudarnos a responder a las tres preguntas que
nos planteábamos al comienzo. De esas tres preguntas, quizás pronto podamos
responder a la primera pero, antes, debemos saber cómo se formaron los cometas.
La formación cometaria
Hay tres aspectos de la naturaleza cometaria que debemos conocer para estar en
disposición de construir un modelo para la formación de los cometas. Estos
aspectos se pueden resumir en tres preguntas: ¿Cuál es la composición cometaria,
incluyendo los constituyentes minoritarios? ¿Cómo se desarrolla la actividad? y
¿cuál es la estructura interna de los núcleos cometarios?
Actualmente sabemos que los cometas son un conglomerado de hielos (material
que llamaremos volátil) y polvo (material que, genéricamente, llamaremos
refractario). Con respecto a los hielos, el agua es el componente mayoritario
seguido por el monóxido y el dióxido de carbono. Con respecto al material
refractario, está constituido principalmente por silicatos y materiales orgánicos.
Junto a estos constituyentes mayoritarios hay todo un enjambre de constituyentes
minoritarios, como metanol, ácido fórmico o azufre, que son los auténticos
trazadores de la historia química cometaria. Se sospecha que puede haber entre
cien y doscientos de esos compuestos minoritarios y su importancia reside en el
hecho de que nos pueden ofrecer una información muy valiosa sobre la formación
cometaria. Un típico ejemplo lo constituye la molécula de azufre, compuesto muy
volátil que se ha detectado solo en unos pocos cometas. Al ser tan volátil, la
detección de azufre sugiere que los núcleos cometarios se han formado a
temperaturas muy bajas, inferiores a los -200º C, y que, al menos partes de su
interior, todavía permanecen a esas temperaturas. Este hecho se apoya también en
la detección y análisis de otras moléculas minoritarias volátiles como el metano o el
amoniaco. El principal problema que encontramos para confirmar esta idea es que,
al tratarse de compuestos minoritarios, solo son detectables desde Tierra en
cometas muy brillantes, como el Hale-Bopp, o si pasan relativamente cerca de
nuestro planeta. Por ello, todavía son pocos los cometas que nos ofrecen esos
indicios. Además, ocurre que si bien el material volátil cometario, a falta de más
datos, parece sugerir una temperatura de formación muy baja, el análisis del
material refractario sugiere lo contrario. Los silicatos encontrados en cometas son
cristalinos, lo que requiere una temperatura de formación muy elevada. Estas ideas
sugieren que el polvo cometario ha tenido cierto grado de procesamiento durante la
formación del Sistema Solar mientras que, por el contrario, los hielos se han
preservado. Todos estos indicios se basan, principalmente, en observaciones desde
Tierra y, por tanto, de las comas y colas cometarias. ¿Cuál es la relación entre el
material que vemos en las colas y el presente en los núcleos cometarios? Para
responder tenemos que visitar un núcleo y analizar in situ su material.
Mientras ese conglomerado de hielos y polvo permanece alejado del Sol se dice que
el cometa está inactivo. La energía que le llega del Sol no es suficiente para
provocar que los hielos sublimen. Sin embargo, cuando un cometa se acerca al Sol,
los núcleos se calientan y se empieza a desarrollar la actividad: los hielos se
transforman en gas y este arrastra consigo las partículas de polvo cometario. Se
desarrollan entonces la coma, que envuelve al núcleo, y las espectaculares colas,
formándose la imagen que todos tenemos de los cometas. Si estudiamos la
evolución de la actividad cometaria encontramos un hecho sorprendente. La
sublimación de componentes volátiles en cometas parece ocurrir de manera casi
simultánea, cuando empieza a sublimar el agua. Este hecho es sorprendente
porque sabemos que, por ejemplo, el monóxido de carbono es mucho más volátil
que el agua. En el espacio, el primero debería sublimar cuando el núcleo alcanza
una temperatura alrededor de los -200º C mientras que el agua lo hace,
aproximadamente, cuando el núcleo se encuentra a unos -120º C. ¿Por qué ocurre
esto? ¿Están los componentes más volátiles que el agua encerrados de alguna
manera dentro de ella? En definitiva, ¿cómo se desarrolla la actividad? Para
responder a esta pregunta necesitaríamos conocer, por ejemplo, cuál es la
temperatura del núcleo cuando está activo. El problema con las observaciones
desde tierra reside en que cuando el cometa empieza a desarrollar la actividad y
podemos tener información de los compuestos que subliman, el núcleo deja de ser
accesible al ocultarse tras la coma. Para conocer cómo se desarrolla la actividad
sería necesario observar el núcleo mientras los hielos subliman. De nuevo, habría
que ir allí.
Izquierda: fragmentación del núcleo del cometa C/1999 S4 (Linear)(ESO). Derecha: imagen del núcleo del
cometaTempel 1 fotografiado por la sonda Deep Impact (NASA)
Con respecto a su estructura, sabemos que deben ser frágiles, y se ha visto que un
gran número de cometas sufren fracturas sin causa aparente. Una magnitud que es
necesario conocer para dilucidar la estructura interna cometaria es la densidad.
Actualmente solo disponemos de estimaciones indirectas de esta magnitud, que
indican que la densidad de los núcleos cometarios debe ser inferior a la del hielo de
agua. Al ser menor que la del hielo de agua (y por tanto menor que la del polvo),
los cometas deben ser muy porosos. La cuestión a resolver es si los cometas son
porosos a escala micrométrica o si, por el contrario, se trata de macroporosidad. El
primer caso sugeriría un escenario de formación en el que granos helados de polvo
colisionan a velocidades muy bajas, creciendo hasta formar un cuerpo del tamaño
del núcleo cometario. Esta hipótesis de trabajo consideraría a los cometas como
unos cuerpos muy longevos, de primera generación en la vida del Sistema Solar.
El segundo caso, el de la macroporosidad, definiría a los núcleos como un
aglomerado de trozos, con tamaños del orden de los cien metros o mayores, que
dejarían grandes vacíos en su interior. Esta estructura sugeriría que los cometas se
han formado por reacumulación de trozos de cuerpos helados padre que se
fracturaron tras colisionar. En este escenario, los cometas pertenecerían a una
segunda generación de cuerpos en la evolución del Sistema Solar.
Desgraciadamente, no es posible obtener desde la Tierra una estimación directa de
la densidad de los núcleos cometarios o estudiar su estructura interna. Una vez
más, teníamos que ir allí.
La misión Rosetta
Dada la importancia de las preguntas que los cometas pueden ayudar a responder,
estos cuerpos han sido, en las últimas décadas, objetivo preferente de la
exploración con misiones espaciales. Como hemos sugerido, desde el punto de vista
científico, esas misiones espaciales se justifican, esencialmente, con dos objetivos.
Por un lado, la calidad de los datos tomados in situ nos permite contrastar hipótesis
y verificar modelos con los que interpretar los datos que se toman desde Tierra. Por
otro, las misiones nos permiten acceder a información que no podríamos obtener
de otro modo.
Hasta la fecha son nueve las naves espaciales que han sido construidas para
explorar cometas (ICE (NASA/ESRO), Giotto (ESA), Vega 1 (URSS), Vega 2 (URSS),
Suikei (Japón), Sakigake (Japón), Deep Space 1 (NASA), Stardust (NASA) y Deep
Impact (NASA), sin contar con la fallida Contour (NASA), y seis los cometas
estudiados (Giacobini-Zinner, Halley, Borrelly, Wild 2, Tempel 1 y Hartley 2). Es
mucha la información que hemos obtenido de estas misiones, desde la confirmación
de la naturaleza cometaria hasta mapas de temperatura de la superficie. Sin
embargo, las preguntas que antes nos planteábamos -¿cuál es la relación entre la
composición del núcleo y la presente en las comas y colas? ¿cómo se desarrolla la
actividad cometaria? ¿cómo es la estructura cometaria?- son cuestiones que las
pasadas misiones espaciales no podían responder. Todas estaban pensadas para
realizar un sobrevuelo, más o menos cercano, del núcleo cometario. Dicho de otro
modo, estaban diseñadas para proporcionarnos una instantánea del fenómeno
cometario. Para responder a esas preguntas necesitábamos una misión diferente:
esa es la misión Rosetta.
Misión Rosetta (ESA).
En la década de los ochenta del siglo pasado, la Agencia Espacial Americana (NASA)
y la Europea (ESA) desarrollaron conjuntamente dos proyectos para la exploración
cometaria. Por una parte, el instituto de investigación tecnológica y científica Jet
Propulsion Laboratory había planeado una misión cuyo objetivo científico consistía
en tener un encuentro con un asteroide, y una “cita” con un cometa y volar con él,
es decir, convertirse en su satélite, durante casi tres años a medida que el núcleo
cometario se acercara al Sol, se hiciera activo, se alejara de él y dejara de ser
activo. Esta misión se llamaba CRAF, Comet Rendezvous and Asteroid Fly-by. Por
otra parte, la ESA desarrolló un concepto de misión más atrevido, que buscaba
traer a la Tierra material cometario para analizarlo en los laboratorios terrestres, a
la que llamó Comet Nucleus Sample Return (CNSR). Ambas misiones se habrían
lanzado conjuntamente a bordo del Mariner Mark II para minimizar costes.
Desafortunadamente, en 1992 NASA canceló la misión CRAF cuando la estimación
de coste final sobrepasaba el presupuesto que el congreso de los Estados Unidos
había reservado para la exploración espacial, manteniéndose solo la misión
Cassini/Huygens (NASA-ESA), cuyo desarrollo iba paralelo a CRAF.
A pesar del varapalo que esto significó para la ciencia cometaria, no se abandonó la
idea de explorar de cerca un cometa durante las fases de mayor interés científico y
de mayor dificultad tecnológica. De esta forma, en noviembre del 1993 la ESA optó
por desa-rrollar una misión similar a CRAF, eso sí, sin traer material cometario a la
Tierra, pero aterrizando en el núcleo y analizando su material allí. La misión fue
bautizada con el nombre de Rosetta, en espera de que, al igual que la piedra
Rosetta (descubierta en 1799) permitió descifrar la escritura jeroglífica del antiguo
Egipto, esta misión nos permita resolver muchas de las incógnitas aún existentes
sobre el origen, formación y evolución del Sistema Solar.
Durante once años, los que transcurrieron desde la aprobación de la misión Rosetta
en 1993 hasta su lanzamiento en el 2004, instituciones científicas y técnicas,
universidades y empresas aunaron sus esfuerzos en diseñar, verificar y construir
todos los instrumentos que permitirán estudiar el núcleo y la coma de un cometa
con un nivel de detalle sin precedentes en la historia de la exploración espacial. La
misión Rosetta consta de un módulo orbitador de 2.8 x 2.1 x 2.0 metros y tres mil
kilogramos de peso total que aloja once instrumentos científicos y un experimento
que hace uso de la antena de transmisión de datos del orbital a tierra. La carga útil
(o de pago) suma solo ciento sesenta y cinco kilos. Además, Rosetta lleva un
módulo de aterrizaje, Philae, de cien kilos en un volumen de un metro cúbico
aproximadamente, que a su vez tiene nueve instrumentos especialmente diseñados
para caracterizar la superficie e interior del núcleo cometario, así como para
estudiar los procesos físicoquímicos que ocurren en los primeros metros de la
atmósfera cometaria.
Cuatro de los once instrumentos a bordo del módulo orbitador observarán el núcleo
cometario y las comas de gas y polvo en longitudes de onda que comprenden
desde el ultravioleta hasta las microondas pasando por el infrarrojo y el visible.
Cada intervalo espectral proporciona información sobre diferentes características
físicoquímicas del cometa como un todo. Por ejemplo, los datos en el ultravioleta
del instrumento ALICE permitirán conocer las tasas de producción de gases como
agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono, además de proporcionar
información sobre la composición de la superficie del núcleo. La visión en el
infrarrojo de VIRTIS permitirá conocer, por ejemplo, la temperatura superficial del
núcleo, de crucial importancia para determinar cómo se desarrolla la actividad. A
longitudes de onda entre 0.5 y 1.6 mm, el instrumento MIRO permitirá conocer la
abundancia isotópica de determinados compuestos, lo que indica en qué
condiciones se formó el núcleo cometario y podrá medir la temperatura de la
superficie y subsuperficie.
La cámara OSIRIS, el “ojo científico” de la nave Rosetta, obtendrá imágenes del
núcleo y las comas (gas y polvo) cometarias en luz visible, ultravioleta e infrarrojo
cercano. OSIRIS es resultado de un importante esfuerzo de cinco países europeos:
Francia, Italia, Alemania, Suecia y España. OSIRIS consta de dos cámaras, una
llamada NAC (Narrow Angle Camera) con un campo de visión de 2 x 2 grados
(aproximadamente), lo que en el argot fotográfico se puede considerar como un
supermacro (el núcleo se podrá ver con una resolución espacial del orden del
centímetro por píxel a una distancia de un kilómetro entre Rosetta y el núcleo
cometario); y otra llamada WAC (Wide Angle Camera) con un campo de visión unas
cinco veces superior al de NAC (y por tanto menor resolución espacial), que
podemos asemejar a un gran angular. Ambas cámaras están dotadas de filtros para
estudiar el cometa en su totalidad, pero se puede considerar que NAC está más
orientada a escudriñar el núcleo cometario y la evolución del mismo a medida que
el cometa desarrolla su actividad, mientras que WAC se focaliza más en estudiar la
componente gaseosa (CN, C3, C2, NH2, NH, OI,) de la coma cometaria que resulta
de la fotodisociación y de los procesos químicos de moléculas producidas
originalmente desde la superficie o subsuperficie del núcleo cometario.
Las dos cámaras del instrumento OSIRIS.
El Instituto de Astrofísica de Andalucía ha sido responsable del diseño y fabricación
de la tarjeta que controla los mecanismos de OSIRIS, es decir, de las ruedas de
filtros y de las tapas frontales de los “objetivos” de las cámaras NAC y WAC. Otra
institución española, el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial (INTA), se
responsabilizó del diseño y fabricación de las ruedas de filtros tanto de NAC como
de WAC, y de la fuente de alimentación de OSIRIS, mientras que el Instituto de
Microgravedad Ignacio da Riva (IDR) de la Universidad Politécnica de Madrid (UPM)
realizó el estudio térmico de OSIRIS.
La distribución en número, masa, momento y velocidad de las partículas de polvo
en la coma y cola cometaria la determinará otro instrumento con contribución
española: GIADA. En este caso, el IAA ha diseñado y desarrollado toda la
electrónica principal del instrumento así como el software de control del mismo.
Este instrumento tiene un funcionamiento muy complejo a la vez que ingenioso e
innovador ya que intervienen unas cortinas de luz láser y un conjunto de
microbalanzas para determinar las características del polvo cometario
anteriormente mencionadas. Para completar el estudio del polvo cometario, el
instrumento MIDAS aportará datos para conocer el tamaño, volumen y forma de los
granos de polvo, mientras que COSIMA analizará la composición orgánica o
inorgánica de los mismos.
Los tres instrumentos restantes a bordo del orbital -CONSERT, ROSINA y RPCaportarán información sobre el interior del núcleo, la composición de la atmósfera
(i.e., la coma de gas) e ionosfera cometaria y sobre la interacción del viento solar
con el cometa (tanto de la superficie como de las comas de gas y polvo y de la
cola).
Para medir la masa y el campo gravitatorio del núcleo cometario (y por lo tanto
para extraer información sobre su estructura interna) se hace uso de la propia
antena de transmisión de datos de Rosetta. La frecuencia a la cual transmiten esos
datos se ve modificada (efecto doppler) por la presencia de cierta masa (la del
núcleo cometario) que genera un campo gravitatorio. El movimiento de la nave
Rosetta que causa ese efecto doppler es la respuesta a las variaciones en la
distribución de masa del núcleo cometario. Este tipo de experimento produce los
mejores resultados cuando el cambio de velocidad de Rosetta ocurre en la línea que
uniría la estación de seguimiento en tierra con la nave espacial, y por lo tanto
permite medir el efecto doppler de la señal inducido por el campo gravitatorio del
cometa.
Primer aterrizaje sobre un cometa
El módulo de aterrizaje Philae y los instrumentos que porta son el resultado de un
consorcio europeo (Austria, Finlandia, Francia, Hungría, Irlanda, Italia y el Reino
Unido) liderado por la Agencia Espacial Alemana (DLR). El módulo se encuentra
ubicado en un lateral del módulo orbitador. En la fecha predefinida (actualmente el
12 de noviembre del 2014), cuando la nave Rosetta se encuentre a una distancia
aproximada de la superficie del núcleo de entre doce y veintidós kilómetros, Philae
se liberará mediante un sistema de husillo a una velocidad de 0.5 metros por
segundo con respecto al orbitador. En caso de emergencia, también lleva un muelle
precargado para la eyección del módulo de aterrizaje. La dirección de la liberación
juega también un papel importante y será en contra de la dirección de movimiento
de Rosetta. En la planificación actual de todas las maniobras de navegación, y
según el conocimiento del núcleo del cometa y del lugar elegido para el aterrizaje,
Philae puede tardar de cuatro a siete horas en llegar a la superficie del cometa. La
velocidad de la toma de contacto será de aproximadamente un metro por segundo
y la dirección debe ser perpendicular a la superficie local. El módulo de aterrizaje
tiene un tren de aterrizaje al que se une lo que se conoce como burbuja. Esta
última es esencialmente un motor eléctrico que se utiliza como un generador de
energía. En la toma de contacto del módulo con la superficie del núcleo, la burbuja
accionará el motor o generador; este transformará la energía de movimiento en
energía eléctrica, que se liberará y se transformará en calor. Además, poco después
de la toma de contacto, dos arpones saldrán despedidos para anclar el módulo de
aterrizaje al suelo (la profundidad máxima del anclaje es de tres metros). Por otra
parte, las patas de Philae tienen unos tornillos que, en el momento de tocar la
superficie, comenzarán a enroscarse a la misma. En este proceso de “amarre” al
núcleo cometario, un propulsor en el panel superior del módulo de aterrizaje se
disparará durante unos segundos al tocar la superficie cometaria para empujar el
módulo de aterrizaje contra el suelo y facilitar toda la maniobra. La masa de la
sonda de alrededor de cien kilos se traduce en un peso efectivo del módulo de
aterrizaje en la superficie del cometa de tan solo unos pocos gramos en la Tierra.
Estos anclajes de arpón y tornillo son también necesarios durante las actividades de
perforación de la superficie que harán los instrumentos alojados en el módulo de
aterrizaje. Philae se liberará en un momento de baja actividad del núcleo cometario
pero, a medida que este se acerque al Sol, la sublimación de gases y la producción
de polvo determinarán la vida efectiva del módulo de aterrizaje.
Concepción artística del módulo Philae (ESA).
Conversaciones con diferentes investigadores principales de los instrumentos de
Philae indican que, en condiciones óptimas, pero reales, la supervivencia puede ser
de hasta cuatro meses. Sin embargo, las actividades propias de los instrumentos
junto con el acercamiento al Sol pueden elevar la temperatura hasta unos valores
en los que la electrónica deja de funcionar. Esta “muerte por abrasamiento” puede
ocurrir aproximadamente cuando el cometa, con Philae sobre él, se halle a unos
trescientos millones de kilómetros del Sol (dos Unidades Astronómicas -UA-).
Rosetta se lanzó al espacio el 2 de marzo del 2004 a bordo del cohete Ariane 5 G+
y ha viajado a más de ochocientos ochenta millones de kilómetros, para lo que hizo
uso de tres asistencias gravitatorias por la Tierra y una por Marte, ha sobrevolado
dos asteroides (Steins y Lutecia) y obtenido resultados científicos sobre los mismos,
y ha pasado treinta y un meses en hibernación en el espacio a distancias superiores
a la órbita de Júpiter. El día 20 de enero 2014, desde ESOC se lanzó a Rosetta la
orden de despertar de su largo letargo, lo que ocurrió con éxito pero no sin
momentos de nervios y preocupación, y para finales de marzo del 2014 ya se había
comprobado que todos los instrumentos a bordo del orbital y del módulo de
aterrizaje estaban en perfectas condiciones. El mensaje no podía ser más
alentador: Rosetta estaba lista para comenzar sus operaciones científicas hasta,
como mínimo, diciembre 2015.
La planificación científico técnica de la misión -desde el inicio del desarrollo de los
instrumentos hasta el momento final en que el centro de operaciones de la ESA
(ESOC) “abandone a su suerte” a la nave Rosetta- ha descansado en el
conocimiento de los cometas adquirido mediantes observaciones desde tierra y con
telescopios espaciales como el Hubble. El lanzamiento de Rosetta estaba
originalmente previsto para enero del 2003 a bordo del cohete Ariane 5 ECA
(Evolution Cryotechnique type A). En aquella planificación, el objetivo de la misión
era el cometa 46P/Wirtanen, con el que se encontraría en 2011. Múltiples
campañas de observación desde tierra y desde el espacio habían permitido obtener
un conocimiento relevante del mismo. Sin embargo, en diciembre de 2002 la
configuración ECA del cohete Ariane 5 falló, y la ESA y Arianespace tomaron
conjuntamente la decisión de no lanzar la misión Rosetta en enero 2003, ventana
de lanzamiento que hubiera permitido a la nave Rosetta encontrarse con 46P en el
2011. Esto, escrito en frases coloquiales, significó tener “una misión compuesta y
sin novio”; es decir, la nave y los instrumentos estaban listos para ir al espacio
interplanetario en busca de un cometa, pero no había cometa candidato.
De entre los cometas con órbitas conocidas y con observaciones en varios pasos
por el Sistema Solar interior, los científicos cometarios, junto con los ingenieros de
navegación de ESOC, determinaron que el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko
cumplía todas las características y que permitiría a la misión Rosetta alcanzar el
mismo éxito que si hubiese sido lanzada en el 2003 hacia el cometa 46P. Con la
única salvedad de que la nave tardaría diez años en encontrarse con el núcleo del
67P en lugar de los ocho años que hubiera tardado en citarse con 46P.
Los datos disponibles hasta la primavera de este año indicaban que el cometa 67P
giraba en torno a sí mismo con un período de rotación de 12.46 horas y que
presentaba una forma parecida a un balón de rugby de aproximadamente cinco por
tres kilómetros (ver sección siguiente). El análisis de estructuras en su coma de
polvo parecía indicar la existencia de zonas activas en el ecuador y a –45 y +60
grados de latitud. El 30 abril 2014, OSIRIS adquirió imágenes del cometa 67P
cuando estaba aproximadamente a cuatro UA del Sol y detectó una coma de polvo
de unos mil trescientos kilómetros envolviendo al núcleo. Análisis de datos previos
y posteriores a esa fecha nos permiten concluir que 67P ha sufrido un estallido
repentino de actividad, algo habitual y observado en muchos cometas pero que no
se había detectado en las múltiples campañas de observación a las que este
cometa ha sido sometido desde su elección como objetivo de la misión Rosetta.
Esto nos indica que no existe mejor método científico que observar lo que ocurre a
nuestro alrededor, y ahora, sin lugar a dudas, “estamos en el lugar adecuado en el
momento adecuado” para conocer más sobre el origen, formación y evolución del
Sistema Solar como un todo, y sobre aspectos cruciales en el planeta que
habitamos.
Coinvestigadores españoles en Rosetta son: en el IAA-CSIC Pedro J. Gutiérrez,
Luisa M. Lara, José Juán López-Moreno, Fernando Moreno, Julio Rodríguez; en el
Centro de Astrobiología (CSIC-INTA) Rafael Rodrigo; en el INTA Maria Dolores
Sabau; y en el IDR de la UPM Ángel Sanz.
Pedro J. GUTIERREZ y Luisa M. LARA (IAA-CSIC)
Este artículo aparece en el número 44, octubre 2014,
de la revista Información y Actualidad Astronómica,
del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA_CSIC)
[Artículo publicado originalmente en la revista AstronomíA]